Бог и Мультивселенная. Расширенное понятие космоса
Шрифт:
На рис. 4.1 показано, как применять параллакс. Наблюдения звезды проводят дважды с перерывом шесть месяцев. Расстояние до звезды рассчитывается (с малоугловым приближением, которое обеспечивает достаточную точность вычислений) по формуле d = 2r/B, где r — радиус земной орбиты, в — разность между двумя углами обзора в радианах.
Таким образом люди начали вычислять огромные расстояния, разделяющие Землю и звезды. Ближайшая к нам множественная звездная система — Альфа Центавра. Разумеется, не считая Солнца, которое находится на расстоянии 147 млн. км, или 1,55•10– 5 светового года (8,17 световой минуты) от Земли. Во времена, когда это расстояние было измерено впервые, наиболее удаленной от Солнца планетой считался Уран. Хотя Уран наблюдали еще в далекой древности, из-за того что он очень тусклый, его не считали планетой до 1781 года, когда Гершель убедительно это доказал. Расстояние от Урана до Солнца в наиболее удаленной точке орбиты равно 3 млрд. км, или 0,000317 светового года (2,78 светового часа).
Поговорим о следующей планете — Нептуне. Галилей наблюдал Нептун дважды, в 1612 и 1613 годах, однако считал его неподвижной звездой, хотя, согласно последним данным, не исключено, что он замечал движение звезд. В начале XIX века французский астроном Алекс Бувард (1766–1843) измерил отклонения орбиты Урана от траектории, описанной в таблицах, впоследствии ставших стандартными. Он предположил, что отклонение орбиты вызвано влиянием восьмой планеты Солнечной системы, находящейся дальше Урана. Британский астроном Джон Куч Адамс (1819–1892), используя различные источники данных, представил несколько оценок вероятного местоположения новой планеты.
Независимо от него аналогичные расчеты проводил французский математик Урбен Жан Жозеф Леверье (1811–1877), который представил Французской академии окончательные результаты 31 августа 1846 года. Два дня спустя Адамс отправил результаты своих расчетов в Гринвичскую королевскую обсерваторию. Леверье же отправил свой прогноз в Берлинскую обсерваторию 18 сентября. Именно там 23 сентября 1846 года с отклонением 1° от положения, рассчитанного Леверье, была обнаружена планета. Позже ее отождествили с Нептуном. Астрономы Гринвичской обсерватории чересчур замешкались, и Адамс остался ни с чем. Он любезно признал первенство Леверье в открытии новой планеты.
Нептун в наиболее удаленной точке своей орбиты находится на расстоянии 4,5 млрд. км (0,000476 светового года, или 4,17 светового часа) от Солнца.
Следующий серьезный успех астрономии XIX века связан с именем английского астронома Уильяма Хаггинса (1824–1910), проводившего масштабные исследования спектров звезд с целью определения их химического состава. Он доказал, что звезды состоят из тех же химических элементов, которые встречаются на Земле. Он также обнаружил углеводороды в составе комет. Но главное, в 1868 году Хаггинс стал первым, кто измерил лучевую скорость звезды (проекцию вектора скорости на луч зрения, то есть на прямую линию, соединяющую звезду с наблюдателем), предположив, что наблюдаемое смещение спектральных линий происходит из-за эффекта Доплера.
В 1842 году Кристиан Андреас Доплер (1803–1853) доказал, что длина волны изменяется при перемещении источника излучения относительно наблюдателя (приближении к нему или отдалении от него). Таким образом, если звезда удаляется от нас, видимый свет от нее будет сдвигаться в красную (длинноволновую) сторону спектра, а если приближается — в синюю (коротковолновую). На основе числового значения изменения частоты астроном может рассчитать лучевую скорость. К примеру, красное смещение определяется по формуле z = 1 + /, где / — относительное изменение длины волны. Тогда лучевая скорость будет равна v = zc, где с — скорость света, для v << с. Точная формула, применимая для всех скоростей, намного сложнее и выводится из специальной теории относительности.
Как мы увидим в дальнейшем, открытие сдвига спектральных линий астрономических объектов имело серьезные последствия в XX веке, когда ученые обнаружили, что большинство галактик удаляются от нас, а степень их красного смещения указывает на расстояние до них. В результате удалось определить, что наша Вселенная во много раз больше, чем то расстояние до звезд в пару-тройку световых лет, которое удалось измерить с помощью звездного параллакса.
А пока астрономы XIX века осознавали размеры Вселенной, их современники-физики обдумывали проблемы возраста Солнца и Земли. В 1863 году британский физик Уильям Томсон, лорд Кельвин (1824–1907), оценил возраст Земли, исходя из предположения, что она изначально находилась в расплавленном состоянии, постепенно затвердев по мере остывания. В результате у него получился срок 20 млн. лет. В 1856 году немецкий физик Герман фон Гельмгольц, сформулировавший закон сохранения энергии, занялся анализом возраста Солнца и предположил, что оно черпает энергию из гравитационного сжатия. Таким образом, энергия излучаемого света высвобождается при снижении потенциальной энергии Солнца. Пользуясь подходом Гельмгольца, в 1862 году Кельвин сделал вывод, что Солнце не может быть старше 20 млн. лет. Это были очень приблизительные подсчеты, и тот факт, что Кельвин получил один и тот же результат, используя два разных метода, говорит о том, что он наверняка в чем-то сжульничал. Однако метод расчета возраста Солнца заслуживал большего доверия{86}.
Так или иначе, обе эти оценки представляли большую проблему для теории эволюции путем естественного отбора, выдвинутой совместно Чарльзом Дарвином (1809–1882) и Альфредом Расселом Уоллесом (1823–1913) в 1858 году. Временные масштабы эволюции составляют не менее 100 млн. лет. Это несоответствие беспокоило и самого Дарвина, который считал его самой серьезной угрозой своей теории.
Со своей стороны, геологи поддерживали эволюционную гипотезу, оценивая возраст Земли примерно в 2 млрд. лет. Эти разногласия были разрешены только в начале XX века с открытием реакции термоядерного синтеза, благодаря которой Солнце будет светить еще 5 млрд. лет или даже больше. Возраст Земли в настоящее время определен довольно точно с помощью метода радиоизотопного датирования, он составляет 4,54 млрд. лет с возможной погрешностью 1%.
Тем временем наблюдательная астрономия продолжала развиваться. В 1888 году американский астроном Джеймс Килер (1857–1900) использовал гигантский 36-дюймовый телескоп-рефрактор (телескоп на основе линзы), установленный в Ликской обсерватории на горе Гамильтон, штат Калифорния, для наблюдения промежутков между кольцами Сатурна.
На меньшем склоне Килер установил 36-дюймовый телескоп-рефлектор. В то время ньютоновские зеркальные телескопы только начали появляться в горных обсерваториях. Следствием этого стал значительный рост возможностей, в особенности в области спектроскопии, которая с устранением сферической аберрации, характерной для телескопов на основе линзы, шагнула далеко вперед.
Однако Килеру недолго довелось поработать с этим инструментом. Из-за разногласий со строгим директором Ликской обсерватории, выпускником Военной академии США, в 1891 году Килер перевелся в обсерваторию «Аллегени». Там, несмотря на менее качественное оборудование и затянутое заводским дымом небо Питтсбурга, ему удалось совершить важное открытие, которое принесло ученому международную известность. Килер при помощи спектрального анализа подтвердил теорию Джеймса Клерка Максвелла (1831–1879) о том, что кольца Сатурна состоят из мелких объектов, вращающихся вокруг планеты с разной угловой скоростью.